[{"data":1,"prerenderedAt":-1},["ShallowReactive",2],{"_public_topic_publications_l%E1%BB%97%20%C4%91en{\"limit\":5}":3,"_public_topic_byId_lỗ đen":52},{"code":4,"data":5,"meta":21},"SUCCESS",{"latest":6,"mostCited":7,"vietnamFeatured":50,"vietnamLatest":51},[],[8,25,39],{"publicationId":9,"title":10,"originalTitle":11,"authorNames":12,"authorCount":16,"journalName":17,"vietnamJournal":18,"publishDate":19,"publishYear":20,"totalCitation":21,"url":22,"doi":23,"summary":24},"401177de-4187-4d57-b345-74f5d650b427","Số mũ Lyapunov, ISCO và entropy Kolmogorov–Senai của lỗ đen Kerr–Kiselev","Lyapunov exponent, ISCO and Kolmogorov–Senai entropy for Kerr–Kiselev black hole",[13,14,15],"Monimala Mondal","Farook Rahaman","Ksh. Newton Singh",3,"The European Physical Journal C",false,"2021-01-26",2021,null,"https:\u002F\u002Flink.springer.com\u002Farticle\u002F10.1140\u002Fepjc\u002Fs10052-021-08888-1","10.1140\u002Fepjc\u002Fs10052-021-08888-1","\u003Cp>Khảo sát thiên văn vật lý tính toán số mũ Lyapunov, quỹ đạo tròn ổn định trong cùng ISCO và entropy Kolmogorov-Sinai của hạt chuyển động quanh \u003Cb class=\"publication-topic-keywords\">lỗ đen\u003C\u002Fb> Kerr-Kiselev trong mô hình hấp dẫn bumblebee vi phạm Lorentz. Tác giả phân tích ảnh hưởng của thông số tương tác năng lượng tối đến chuyển động hỗn loạn của vật chất rơi vào tâm. Nghiên cứu làm sáng tỏ các hiệu ứng tương đối tính mạnh phát sinh tại trường hấp dẫn gần \u003Cb class=\"publication-topic-keywords\">lỗ đen\u003C\u002Fb>.\u003C\u002Fp>",{"publicationId":26,"title":27,"originalTitle":28,"authorNames":29,"authorCount":32,"journalName":33,"vietnamJournal":18,"publishDate":34,"publishYear":35,"totalCitation":21,"url":36,"doi":37,"summary":38},"10397e9f-da39-42d3-b282-cf2ea9205476","Quang phổ học lỗ đen và toàn ảnh AdS2","Black hole spectroscopy and AdS2 holography",[30,31],"Finn Larsen","Yangwenxiao Zeng",2,"Journal of High Energy Physics","2019-04-30",2019,"https:\u002F\u002Flink.springer.com\u002Farticle\u002F10.1007\u002FJHEP04(2019)164","10.1007\u002FJHEP04(2019)164","\u003Cp>Nghiên cứu vật lý lý thuyết tính toán phổ dao động và cấu trúc chuẩn hạt của \u003Cb class=\"publication-topic-keywords\">lỗ đen\u003C\u002Fb> cực trị bốn chiều thông qua nguyên lý toàn ảnh holography AdS2 trong không-thời gian siêu hấp dẫn. Tác giả phân tích các trạng thái lượng tử gần chân trời sự kiện nhằm xác định mật độ vi trạng thái entropy Bekenstein-Hawking. Kết quả đóng góp hiểu biết sâu sắc về bản chất lượng tử của trường hấp dẫn quanh \u003Cb class=\"publication-topic-keywords\">lỗ đen\u003C\u002Fb> vũ trụ.\u003C\u002Fp>",{"publicationId":40,"title":41,"originalTitle":42,"authorNames":43,"authorCount":32,"journalName":17,"vietnamJournal":18,"publishDate":46,"publishYear":35,"totalCitation":21,"url":47,"doi":48,"summary":49},"100d0207-90ec-4a22-b97f-de8a01512429","Làm sáng tỏ mối liên hệ giữa lỗ đen và điểm kỳ dị trần: tàn tích chân trời, họng Killing và các điểm thắt nút","Disclosing connections between black holes and naked singularities: horizon remnants, Killing throats and bottlenecks",[44,45],"Daniela Pugliese","Hernando Quevedo","2019-03-07","https:\u002F\u002Flink.springer.com\u002Farticle\u002F10.1140\u002Fepjc\u002Fs10052-019-6725-4","10.1140\u002Fepjc\u002Fs10052-019-6725-4","\u003Cp>Công trình vật lý vũ trụ mổ xẻ mối liên hệ cấu trúc giữa chân trời Killing của \u003Cb class=\"publication-topic-keywords\">lỗ đen\u003C\u002Fb> Kerr và các điểm kỳ dị trần trụi dưới góc nhìn các bề mặt ánh sáng chuẩn dừng stationary. Tác giả khảo sát sự hình thành của các tàn tích remnants và cấu trúc cổ thắt hẹp trong toàn bộ họ mêtric không thời gian. Luận điểm cung cấp góc nhìn hình học mới giúp mở rộng lý thuyết trường hấp dẫn của \u003Cb class=\"publication-topic-keywords\">lỗ đen\u003C\u002Fb>.\u003C\u002Fp>",[],[],{"code":4,"data":53,"meta":21},{"id":54,"title":55,"description":56,"content":57,"term":54,"englishTitle":58,"synonyms":59,"definition":62,"discipline":63,"references":64,"faqs":87,"createUser":97,"publishUser":21,"keywords":101,"keywordCount":108,"enrichTopicLink":18,"status":109,"createTime":110,"updateTime":111,"publishTime":21,"linkEnrichedTime":112,"publicationScanTime":113,"contentErrorMessage":21,"viewCount":114,"relateTopics":115},"lỗ đen","Lỗ đen là gì? Các nghiên cứu khoa học về Lỗ đen","Lỗ đen là vùng không-thời gian có mật độ vật chất cực lớn, nơi lực hấp dẫn mạnh đến mức không gì, kể cả ánh sáng, có thể thoát ra ngoài. Chúng được mô tả bằng ba đặc trưng vật lý cơ bản là khối lượng, điện tích và động lượng quay, tồn tại như một hậu quả của thuyết tương đối rộng.","\u003Cp>\u003Cstrong>Lỗ đen\u003C\u002Fstrong> (black hole) là một vùng trong không-thời gian nơi trường hấp dẫn mạnh đến mức không có bất kỳ vật chất hay bức xạ điện từ nào, kể cả ánh sáng, có thể đạt đủ vận tốc để thoát ra ngoài một khi đã vượt qua ranh giới giới hạn gọi là chân trời sự kiện. Sự tồn tại của lỗ đen được tiên đoán chính xác từ Thuyết tương đối rộng của Albert Einstein và đã trở thành một trong những đối tượng nghiên cứu trọng tâm của vật lý lý thuyết và thiên văn vật lý hiện đại.\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch2>Cơ sở lý thuyết và bản chất không-thời gian\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Năm 1916, nhà vật lý Karl Schwarzschild đã tìm ra nghiệm chính xác đầu tiên cho phương trình trường Einstein mô tả không-thời gian bao quanh một vật thể hình cầu tĩnh, không quay và không tích điện. Nghiệm này dẫn đến khái niệm bán kính Schwarzschild (\u003Cscript type=\"math\u002Ftex\">R_s\u003C\u002Fscript>), là khoảng cách từ tâm đến chân trời sự kiện:\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>\u003Cscript type=\"math\u002Ftex; mode=display\">r_s = \\frac{2GM}{c^2}\u003C\u002Fscript>\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Trong đó \u003Cscript type=\"math\u002Ftex\">G\u003C\u002Fscript> là hằng số hấp dẫn Newton, \u003Cscript type=\"math\u002Ftex\">M\u003C\u002Fscript> là khối lượng của lỗ đen, và \u003Cscript type=\"math\u002Ftex\">c\u003C\u002Fscript> là tốc độ ánh sáng trong chân không. Bất kỳ thiên thể nào bị nén xuống kích thước nhỏ hơn bán kính Schwarzschild tương ứng đều sẽ sụp đổ hấp dẫn không thể đảo ngược để trở thành lỗ đen.\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch3>Cấu trúc cơ bản của lỗ đen\u003C\u002Fh3>\n\u003Cul>\n\u003Cli>\u003Cstrong>Chân trời sự kiện (Event Horizon):\u003C\u002Fstrong> Bề mặt ranh giới một chiều bao quanh lỗ đen. Tại đây, vận tốc thoát ly bằng đúng tốc độ ánh sáng. Bất kỳ thông tin hay vật chất nào đi qua chân trời sự kiện đều bị giữ lại vĩnh viễn trong miền không-thời gian bên trong.\u003C\u002Fli>\n\u003Cli>\u003Cstrong>Điểm kỳ dị (Singularity):\u003C\u002Fstrong> Vùng không gian tại tâm lỗ đen Schwarzschild nơi mật độ vật chất và độ cong không-thời gian tiến tới vô hạn, khiến các định luật vật lý cổ điển hoàn toàn mất hiệu lực.\u003C\u002Fli>\n\u003Cli>\u003Cstrong>Quang cầu (Photon Sphere):\u003C\u002Fstrong> Quỹ đạo tròn không bền vững xung quanh lỗ đen nơi các photon ánh sáng bị uốn cong mạnh đến mức bay theo quỹ đạo tròn quanh thiên thể.\u003C\u002Fli>\n\u003Cli>\u003Cstrong>Vùng sinh công (Ergosphere):\u003C\u002Fstrong> Miền không gian bao quanh chân trời sự kiện của lỗ đen quay (nghiệm Kerr), nơi hiệu ứng kéo lê hệ quy chiếu buộc mọi vật thể và bức xạ phải quay cùng hướng với lỗ đen.\u003C\u002Fli>\n\u003C\u002Ful>\n\n\u003Ch2>Phân loại lỗ đen theo khối lượng và đặc tính vật lý\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Dựa trên thang đo khối lượng và quá trình hình thành, các nhà {{topic|%7B%22topic%22%3A%22thi%C3%AAn%20v%C4%83n%20h%E1%BB%8Dc%22%7D}} phân chia lỗ đen thành 4 nhóm chính:\u003C\u002Fp>\n\u003Ctable>\n\u003Cthead>\n\u003Ctr>\n\u003Cth>Loại lỗ đen\u003C\u002Fth>\n\u003Cth>Khối lượng điển hình\u003C\u002Fth>\n\u003Cth>Cơ chế hình thành chủ yếu\u003C\u002Fth>\n\u003Cth>Vị trí quan sát phổ biến\u003C\u002Fth>\n\u003C\u002Ftr>\n\u003C\u002Fthead>\n\u003Ctbody>\n\u003Ctr>\n\u003Ctd>Lỗ đen khối lượng sao\u003C\u002Ftd>\n\u003Ctd>Khoảng vài lần đến vài chục lần khối lượng Mặt Trời\u003C\u002Ftd>\n\u003Ctd>Sự sụp đổ hấp dẫn của các ngôi sao siêu khối lượng vào cuối vòng đời sau vụ nổ siêu tân tinh (Supernova).\u003C\u002Ftd>\n\u003Ctd>Phân bố rải rác trong đĩa của các thiên hà xoắn và hệ sao đôi phát tia X.\u003C\u002Ftd>\n\u003C\u002Ftr>\n\u003Ctr>\n\u003Ctd>Lỗ đen khối lượng trung bình\u003C\u002Ftd>\n\u003Ctd>100 đến 100.000 lần khối lượng Mặt Trời\u003C\u002Ftd>\n\u003Ctd>Sự hợp nhất liên tiếp của các lỗ đen khối lượng sao trong các cụm sao cầu đậm đặc.\u003C\u002Ftd>\n\u003Ctd>Tâm của các cụm sao cầu hoặc các thiên hà lùn.\u003C\u002Ftd>\n\u003C\u002Ftr>\n\u003Ctr>\n\u003Ctd>Lỗ đen siêu khối lượng\u003C\u002Ftd>\n\u003Ctd>Hàng triệu đến hàng tỷ lần khối lượng Mặt Trời\u003C\u002Ftd>\n\u003Ctd>Sự bồi tụ vật chất liên tục kết hợp sự sáp nhập của các thiên hà lớn từ giai đoạn vũ trụ sơ khai.\u003C\u002Ftd>\n\u003Ctd>Tọa lạc tại tâm của hầu hết các thiên hà lớn (ví dụ Sagittarius A* tại Dải Ngân Hà, M87* tại thiên hà Messier 87).\u003C\u002Ftd>\n\u003C\u002Ftr>\n\u003Ctr>\n\u003Ctd>Lỗ đen nguyên thủy\u003C\u002Ftd>\n\u003Ctd>Từ kích thước siêu vi đến khối lượng hành tinh\u003C\u002Ftd>\n\u003Ctd>Sự dao động mật độ cực lớn của vật chất trong giai đoạn giãn nở lạm phát ngay sau Vụ Nổ Lớn (Big Bang).\u003C\u002Ftd>\n\u003Ctd>Giả thuyết lý thuyết, ứng viên tiềm năng giải thích {{topic|%7B%22topic%22%3A%22v%E1%BA%ADt%20ch%E1%BA%A5t%20t%E1%BB%91i%22%7D}} trong vũ trụ.\u003C\u002Ftd>\n\u003C\u002Ftr>\n\u003C\u002Ftbody>\n\u003C\u002Ftable>\n\n\u003Ch3>Định lý không có tóc (No-Hair Theorem)\u003C\u002Fh3>\n\u003Cp>Theo định lý kinh điển được chứng minh bởi Werner Israel, Brandon Carter và Stephen Hawking, một lỗ đen cân bằng ổn định chỉ được đặc trưng bởi 3 thông số độc lập duy nhất: \u003Cstrong>Khối lượng (\u003Cscript type=\"math\u002Ftex\">M\u003C\u002Fscript>)\u003C\u002Fstrong>, \u003Cstrong>Momen động lượng (\u003Cscript type=\"math\u002Ftex\">J\u003C\u002Fscript>)\u003C\u002Fstrong>, và \u003Cstrong>Điện tích (\u003Cscript type=\"math\u002Ftex\">Q\u003C\u002Fscript>)\u003C\u002Fstrong>. Mọi đặc điểm chi tiết khác của vật chất cấu thành lỗ đen đều bị triệt tiêu sau khi đi qua chân trời sự kiện.\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch2>Phương pháp quan sát và bằng chứng thực nghiệm\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Vì ánh sáng không thể thoát ra khỏi chân trời sự kiện, việc phát hiện và nghiên cứu lỗ đen phải dựa trên các hiệu ứng gián tiếp của {{topic|%7B%22topic%22%3A%22tr%C6%B0%E1%BB%9Dng%20h%E1%BA%A5p%20d%E1%BA%ABn%22%7D}} mạnh mẽ lên môi trường xung quanh:\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch3>1. Đĩa bồi tụ và phát xạ tia X trong hệ sao đôi\u003C\u002Fh3>\n\u003Cp>Khi một lỗ đen nằm trong hệ sao đôi với một ngôi sao đồng hành, lực hấp dẫn cực lớn sẽ hút khí gas từ ngôi sao lân cận. Khí gas rơi xoắn ốc vào lỗ đen tạo thành đĩa bồi tụ (accretion disk). Ma sát nội tại cực lớn nung nóng đĩa bồi tụ lên hàng triệu độ C, giải phóng {{topic|%7B%22topic%22%3A%22b%E1%BB%A9c%20x%E1%BA%A1%20nhi%E1%BB%87t%22%7D}} mạnh mẽ ở bước sóng tia X và tia gamma (như nguồn tia X Cygnus X-1 phát hiện năm 1964).\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch3>2. Chuyển động quỹ đạo sao quanh tâm thiên hà\u003C\u002Fh3>\n\u003Cp>Bằng cách theo dõi chuyển động quỹ đạo của các ngôi sao tốc độ cao (nhóm sao S) quanh tâm Dải Ngân Hà trong nhiều thập kỷ, các nhà thiên văn đã xác định sự hiện diện của một vật thể tối vô cùng đậm đặc có khối lượng xấp xỉ 4 triệu lần khối lượng Mặt Trời nằm gọn trong một không gian hẹp, định danh là Sagittarius A*.\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch3>3. Sóng hấp dẫn từ các vụ sáp nhập lỗ đen\u003C\u002Fh3>\n\u003Cp>Năm 2015, giao thoa kế laser LIGO lần đầu tiên phát hiện trực tiếp sóng hấp dẫn (sự kiện GW150914) phát ra từ vụ va chạm và hợp nhất của hai lỗ đen cách Trái Đất hơn 1 tỷ năm ánh sáng, xác nhận tiên đoán trực tiếp sau 100 năm của Einstein và mở ra kỷ nguyên thiên văn học đa sứ giả.\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch3>4. Chụp ảnh bóng chân trời sự kiện bằng Kính thiên văn Chân trời sự kiện (EHT)\u003C\u002Fh3>\n\u003Cp>Tháng 4 năm 2019, mạng lưới kính thiên văn vô tuyến liên lục địa EHT đã công bố hình ảnh trực tiếp đầu tiên về bóng của {{topic|%7B%22topic%22%3A%22l%E1%BB%97%20%C4%91en%20si%C3%AAu%20kh%E1%BB%91i%20l%C6%B0%E1%BB%A3ng%22%7D}} M87* nằm tại tâm thiên hà Messier 87, cách chúng ta 55 triệu năm ánh sáng. Đến năm 2022, EHT tiếp tục công bố hình ảnh bóng của Sagittarius A* tại tâm Ngân Hà của chúng ta.\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch2>Nhiệt động lực học lỗ đen và Bức xạ Hawking\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Thập niên 1970, Jacob Bekenstein và Stephen Hawking đã tạo nên bước đột phá khi kết hợp thuyết tương đối rộng với {{topic|%7B%22topic%22%3A%22c%C6%A1%20h%E1%BB%8Dc%20l%C6%B0%E1%BB%A3ng%20t%E1%BB%AD%22%7D}}, chỉ ra rằng lỗ đen không hoàn toàn đen mà có entropy và nhiệt độ:\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Theo cơ học lượng tử, các cặp hạt - phản hạt ảo liên tục sinh ra và hủy diệt trong chân không. Tại sát ranh giới chân trời sự kiện, một hạt có thể rơi vào trong lỗ đen trong khi hạt còn lại thoát ra ngoài không gian, tạo thành dòng bức xạ lượng tử gọi là \u003Cstrong>Bức xạ Hawking\u003C\u002Fstrong>. Nhiệt độ của bức xạ Hawking được tính bởi:\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>\u003Cscript type=\"math\u002Ftex; mode=display\">T = \\frac{\\hbar c^3}{8\\pi GMk_B}\u003C\u002Fscript>\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Trong đó \u003Cscript type=\"math\u002Ftex\">\\hbar\u003C\u002Fscript> là hằng số Planck rút gọn và \u003Cscript type=\"math\u002Ftex\">k_B\u003C\u002Fscript> là hằng số Boltzmann. Bức xạ này khiến lỗ đen dần mất năng lượng, giảm khối lượng và cuối cùng sẽ bốc hơi hoàn toàn sau khoảng thời gian khổng lồ.\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch2>Nghịch lý thông tin lỗ đen và Vật lý lượng tử hiện đại\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Sự bốc hơi của lỗ đen dẫn đến Nghịch lý thông tin lỗ đen (Black Hole Information Paradox): Nếu một trạng thái lượng tử thuần khiết rơi vào lỗ đen và biến mất khi lỗ đen bốc hơi thành bức xạ nhiệt hỗn loạn, điều này vi phạm nguyên lý bảo toàn xác suất và tính khả nghịch thời gian của cơ học lượng tử. Giải quyết nghịch lý này là một trong những động lực lớn nhất thúc đẩy sự phát triển của Thuyết dây (String Theory), Nguyên lý toàn ảnh (Holographic Principle \u002F Thư tín AdS\u002FCFT) và Thuyết hấp dẫn lượng tử vòng (Loop Quantum Gravity).\u003C\u002Fp>","black hole",[60,61],"hố đen","hố đen vũ trụ","Lỗ đen là một vùng trong không-thời gian nơi trường hấp dẫn mạnh đến mức không có bất kỳ vật chất hay bức xạ điện từ nào, kể cả ánh sáng, có thể thoát ra khỏi bề mặt ranh giới gọi là chân trời sự kiện.","NATURAL_SCIENCES",[65,71,77,82],{"citationText":66,"title":67,"authors":68,"source":21,"year":69,"doi":70,"url":21},"Penrose, R. (1965). Gravitational Collapse and Space-Time Singularities. Physical Review Letters, 14(3), 57-59.","Gravitational Collapse and Space-Time Singularities","Penrose",1965,"10.1103\u002Fphysrevlett.14.57",{"citationText":72,"title":73,"authors":74,"source":21,"year":75,"doi":76,"url":21},"Hawking, S. W., & Penrose, R. (1970). The singularities of gravitational collapse and cosmology. Proceedings of the Royal Society of London. A, 314(1519), 529-548.","The singularities of gravitational collapse and cosmology","Hawking, Penrose",1970,"10.1098\u002Frspa.1970.0021",{"citationText":78,"title":79,"authors":80,"source":21,"year":35,"doi":81,"url":21},"Event Horizon Telescope Collaboration. (2019). First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole. The Astrophysical Journal Letters, 875(1), L1.","First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole","Akiyama, Alberdi, Alef, et al.","10.3847\u002F2041-8213\u002Fab0ec7",{"citationText":83,"title":84,"authors":85,"source":21,"year":20,"doi":86,"url":21},"Wadia, S. R., & Hawking, S. W. (2021). Particle Creation by Black Holes. Resonance, 26(8), 1111-1144.","Particle Creation by Black Holes","Wadia, Hawking","10.1007\u002Fs12045-020-1111-y",[88,91,94],{"question":89,"answer":90},"Lỗ đen là gì và được hình thành như thế nào?","Lỗ đen là vùng không-thời gian có lực hấp dẫn cực đại; lỗ đen khối lượng sao hình thành khi một ngôi sao có khối lượng rất lớn cạn kiệt nhiên liệu hạt nhân và sụp đổ hấp dẫn vào cuối vòng đời.",{"question":92,"answer":93},"Chân trời sự kiện của lỗ đen có ý nghĩa gì?","Chân trời sự kiện là bề mặt ranh giới bao quanh lỗ đen mà tại đó vận tốc thoát ly đạt bằng tốc độ ánh sáng; bất kỳ vật thể hay tín hiệu nào vượt qua ranh giới này đều không thể quay trở lại vũ trụ bên ngoài.",{"question":95,"answer":96},"Làm thế nào để các nhà khoa học quan sát được lỗ đen nếu chúng không phát sáng?","Các nhà khoa học quan sát lỗ đen gián tiếp thông qua bức xạ tia X từ đĩa bồi tụ khí nóng bao quanh, quỹ đạo của các ngôi sao xung quanh, sóng hấp dẫn khi các lỗ đen sáp nhập và chụp ảnh bóng chân trời sự kiện bằng mạng lưới kính thiên văn vô tuyến liên lục địa EHT.",{"id":98,"researcherId":21,"name":99,"imageUrl":100},1,"Nguyễn Ngọc Sơn","https:\u002F\u002Flh3.googleusercontent.com\u002Fa\u002FACg8ocLGfGsF1nYQqYK5BasTLhNu1dBrBXg2fcEgBNPXJ0p2gqLQnO7i=s96-c",[102,103,104,105,106,107],"thiên văn học","vật chất tối","trường hấp dẫn","bức xạ nhiệt","lỗ đen siêu khối lượng","cơ học lượng tử",6,"PUBLISHED","2025-04-17T14:07:08.245+00:00","2026-09-03T07:11:20.717+00:00","2026-09-03T07:11:20.315+00:00","2026-09-03T06:32:43.946+00:00",513,[116,119,122,130,133,136,139,142,145,147],{"id":117,"title":118,"term":117,"englishTitle":21,"definition":21,"discipline":21,"disciplineCode":21,"disciplineLabel":21,"disciplineColor":21,"disciplineIcon":21},"tán xạ","Tán xạ là gì? Các nghiên cứu khoa học về Tán xạ",{"id":120,"title":121,"term":120,"englishTitle":21,"definition":21,"discipline":21,"disciplineCode":21,"disciplineLabel":21,"disciplineColor":21,"disciplineIcon":21},"nguyên tử hydro","Nguyên tử hydro là gì? Các công bố khoa học về Nguyên tử hydro",{"id":123,"title":124,"term":123,"englishTitle":123,"definition":125,"discipline":63,"disciplineCode":126,"disciplineLabel":127,"disciplineColor":128,"disciplineIcon":129},"proton","Proton là gì? Cấu trúc và ứng dụng của Proton","Proton là một hạt hạ nguyên tử bền vững thuộc nhóm baryon cấu tạo từ hai quark lên và một quark xuống, mang điện tích nguyên tố dương và có khối lượng nghỉ xấp xỉ 1.6726 x 10^-27 kg nằm trong hạt nhân nguyên tử.","natural-sciences","Khoa học tự nhiên","#0E9F9C","atom",{"id":131,"title":132,"term":131,"englishTitle":21,"definition":21,"discipline":21,"disciplineCode":21,"disciplineLabel":21,"disciplineColor":21,"disciplineIcon":21},"phương trình schrödinger","Phương trình schrödinger là gì? Các công bố khoa học về schrödinger",{"id":134,"title":135,"term":134,"englishTitle":21,"definition":21,"discipline":21,"disciplineCode":21,"disciplineLabel":21,"disciplineColor":21,"disciplineIcon":21},"lý thuyết lượng tử","Lý thuyết lượng tử là gì? Các nghiên cứu khoa học ",{"id":137,"title":138,"term":137,"englishTitle":21,"definition":21,"discipline":21,"disciplineCode":21,"disciplineLabel":21,"disciplineColor":21,"disciplineIcon":21},"phương trình chuyển động","Phương trình chuyển động là gì? Các bài nghiên cứu khoa học",{"id":140,"title":141,"term":140,"englishTitle":21,"definition":21,"discipline":21,"disciplineCode":21,"disciplineLabel":21,"disciplineColor":21,"disciplineIcon":21},"hydrogen","Hydrogen là gì? Các công bố khoa học về Hydrogen",{"id":143,"title":144,"term":143,"englishTitle":21,"definition":21,"discipline":21,"disciplineCode":21,"disciplineLabel":21,"disciplineColor":21,"disciplineIcon":21},"mâu thuẫn","Mâu thuẫn là gì? Các bài báo nghiên cứu khoa học liên quan",{"id":104,"title":146,"term":104,"englishTitle":21,"definition":21,"discipline":21,"disciplineCode":21,"disciplineLabel":21,"disciplineColor":21,"disciplineIcon":21},"Trường hấp dẫn là gì? Nghiên cứu khoa học về Trường hấp dẫn",{"id":148,"title":149,"term":148,"englishTitle":21,"definition":21,"discipline":21,"disciplineCode":21,"disciplineLabel":21,"disciplineColor":21,"disciplineIcon":21},"mô phỏng động lực học phân tử","Mô phỏng động lực học phân tử là gì? Các nghiên cứu khoa học"]